Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса - [93]
В то время несколько человек, включая меня, стремились пойти еще дальше как в наращивании энергии, так и в типе искомых частиц. В середине 1970-х я участвовал в проекте, в ходе которого предполагалось установить большой детектор на дне океана, на глубине 4,8 км, в районе южного побережья (область Кона) Большого острова Гавайи. Проект получил название DUMAND — Deep Underwater Muonand Neutrino Detector («Глубоководный детектор мюонов и нейтрино»). Целью проекта было открытие целого нового окна[22] во Вселенную путем поиска космических сверхвысокоэнергетических нейтрино с энергией более 1 ТэВ (10>12 эВ). Первоначально руководителем проекта был Фредерик Райнес, который в 1995 году разделил с Клайдом Кованом Нобелевскую премию по физике за совместное открытие нейтрино в 1956 году.
Считалось, что теоретически высокоэнергетические нейтрино могут появляться из гигантских источников энергии, существующих в центрах активных галактик (см. описание активных галактик в главе 9). Поскольку они, по-видимому, происходили из более глубоких недр галактик, чем фотоны, мы надеялись, что они дадут нам информацию об этих колоссальных источниках энергии. В 1984 году я опубликовал в «Астрофизическом журнале» статью, в которой доказал, что активные галактики могут при определенных условиях производить сверхвысокоэнергетические нейтрино, доступные наблюдению>{271}.
Предложенный метод все еще является основным для всех экспериментов, которые до сих пор проводятся в астрофизике сверхвысоких энергий наряду с экспериментами по распаду протона. Если заряженная частица движется быстрее скорости света в прозрачной среде, такой как вода или воздух (но все же медленнее, чем со скоростью с), она испускает электромагнитную ударную волну, называемую излучением Вавилова — Черепкова, представляющую собой голубоватый свет, который можно обнаружить с помощью сверхвысокочувствительных фотодетекторов, называемых фотоэлектронными умножителями.
Проект DUMAND подразумевал установку большого массива этих фотодетекторов на дне океана, где фоновое космическое мюонное излучение минимально. В упомянутых в главе 11 экспериментах по регистрации распада протона Kamiokande и IMB также использовался этот метод: фотоэлектронные умножители устанавливались в больших цистернах с очень чистой водой на дне глубоких шахт.
Во время работы над проектом DUMAND в 1980-е я параллельно принимал участие еще в одном эксперименте, который, как мне казалось, должен был дать дополнительную информацию, полезную для проекта DUMAND. Рабочая группа под руководством Тревора Уикса из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики установила в обсерватории имени Уипла на горе Хопкинс в Аризоне очень недорогое зеркало диаметром 10 м, состоящее из плоских пластин, формирующих сферическую отражающую поверхность. В его фокусе было установлено несколько небольших фотоэлектронных умножителей.
Когда сверхвысокоэнергетический фотон гамма-излучения ударяется о верхнюю часть атмосферы, он генерирует ливень из тысяч электронов и других заряженных частиц, низвергающихся на Землю. Этот телескоп был спроектирован с целью обнаружить излучение Вавилова — Черенкова, возникающее в этом воздушном ливне.
В 1989 году, после того как я покинул проект на горе Хопкинс, чтобы поработать над аналогичным экспериментом ближе к дому, на горе Халеакала на острове Мауи, Уикс и его коллеги сообщили, что им удалось с высокой степенью статистической значимости обнаружить сигнал, идущий из Крабовидной туманности>{272}. Крабовидная туманность представляет собой остатки сверхновой, вспышку которой зафиксировали арабские, китайские, индийские и японские астрономы в 1054 году.
Крабовидная туманность всегда считалась очень перспективной, и мы внимательно наблюдали за ней. В 1968 году в центре этой туманности был обнаружен вращающийся пульсар, который определили как нейтронную звезду. Магнитное поле нейтронной звезды, имеющее очень высокую скорость вращения — один оборот за 33,5 мс, — может ускорять электроны до очень высоких энергий. Когда они сталкиваются с окружающим газом, то образуют фотоны гамма-излучения, а также, как я надеялся, нейтрино.
Крабовидная туманность находится в пределах нашей Галактики. В 1992 году Уикс с коллегами сообщили об обнаружении внегалактического источника, блазара Маркарян-421. Мы с моим ассистентом Питером Горхэмом также считали блазары перспективными источниками, поскольку их лучи направлены в сторону Земли.
Тем временем исследовательская группа из Германии установила на Канарских островах еще один телескоп, названный HEGRA (High Energy Gamma Ray Astronomy — «Высокоэнергетическая гамма-астрономия»). В 1996 году данные с этого телескопа подтвердили наличие источников, обнаруженных в обсерватории имени Уипла, а в 1997 году исследовательская группа сообщила об обнаружении еще одного блазара, Маркарян-501>{273}.
Итак, верхний предел энергетического спектра наблюдаемых космических сигналов сместился вверх еще на один порядок по сравнению с доступным комптоновскому гамма-телескопу высоких энергий (EGRET). Должен заметить, в денежном выражении это обошлось на много порядков меньше.
